Glossaire astronomique
Ce glossaire à pour but de vous aider à vous familiariser avec les différents termes employés en astronomie. Plus
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Les définitions présentes dans ce lexique proviennent de Wikipédia.
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| Galaxie | Haut de page  |
Dans l'univers, les étoiles ne sont généralement pas isolées mais regroupées au sein de vastes ensembles appelés galaxies.
Une galaxie inclut aussi les gaz et poussières du milieu interstellaire et probablement de grandes quantités de matière noire. L'ensemble de la matière constituant une galaxie est lié gravitationnellement et apparaît comme en orbite autour d'une concentration de masse centrale. De nombreux indices suggèrent que le centre de nombreuses galaxies est occupé par un trou noir de masse importante.
Morphologie
Les galaxies sont de trois types morphologiques principaux :
Une description plus étendue des types de galaxies est donnée par la séquence de Hubble.
Dans les galaxies spirales, les bras ont la forme approximative de spirales logarithmiques. Comme les étoiles, les bras tournent également autour du centre, mais contrairement à celles-ci, ils le font avec une vitesse angulaire constante. Cela signifie que les étoiles passent successivement dans et hors des bras en spirale. On pense que les bras en spirale sont des régions de forte densité ou plutôt des « ondes » de densité : lorsque les étoiles et la matière interstellaire traversent un bras, elles ralentissent et de ce fait créent une densité plus élevée ; c'est un peu comme une « vague » de ralentissement se déplaçant le long d'une route remplie de voitures en mouvement.
Les bras sont visibles parce que la forte densité qui y règne facilite la formation d'étoiles : ils hébergent donc beaucoup d'étoiles massives (donc jeunes) qui sont très lumineuses.
Répartition des galaxies
Comme les étoiles, qui sont regroupées en galaxies, la plupart des galaxies sont gravitationnellement liées à d'autres. Une structure contenant jusqu'à une cinquantaine de galaxies est un groupe de galaxies. Une structure contenant plusieurs milliers de galaxies groupées dans un secteur de quelques mégaparsecs est un amas de galaxies. Les groupes et amas de galaxies sont eux-mêmes souvent regroupés en superamas, des collections géantes contenant des dizaines de milliers de galaxies. Dans la mesure de nos connaissances actuelles, au-delà de ces structures, l'univers est uniforme.
L'espace entre les galaxies est relativement vide, excepté les nuages de gaz intergalactiques.
Genèse du concept
La nature exacte des galaxies n'est connue que depuis le début du XXe siècle ; auparavant, on appelait nébuleuse tout objet céleste d'aspect diffus autre que les comètes (qui pouvaient être distinguées grâce à leur mouvement).
En 1610, Galilée utilisa une lunette pour étudier la Voie lactée et découvrit qu'elle était composée d'un grand nombre d'étoiles faiblement lumineuses. Dans un traité écrit en 1755, Histoire universelle de la nature et théorie du ciel, Emmanuel Kant, en se basant sur les premiers travaux de Thomas Wright, spécula avec raison sur le fait que notre Galaxie pourrait être un corps en rotation composé d'un nombre énorme d'étoiles liées par les forces de la gravitation, comme les planètes dans le système solaire mais sur des échelles beaucoup plus grandes. Le disque résultant des étoiles serait vu, de notre perspective, comme une bande lumineuse dans le ciel. Kant conjectura que certaines des nébuleuses visibles dans le ciel nocturne pourraient être des galaxies distinctes de la nôtre.
Vers la fin du XVIIIe siècle, Charles Messier compila un catalogue contenant une centaine de nébuleuses (son but était de répertorier tous les objets nébuleux de la sphère des fixes afin de ne pas les confondre avec des comètes), qui fut plus tard suivi par le catalogue de William Herschel comprenant 5000 nébuleuses.
En 1845 William Parsons construisit un télescope, beaucoup plus grand que ceux qui existaient à l'époque et put alors distinguer les nébuleuses elliptiques des nébuleuses spirales. Il fut également capable de distinguer (en astronomie on dit résoudre) certaines sources lumineuses ponctuelles au sein de ces nébuleuses, confirmant ainsi la conjecture des univers-îles de Kant. Cependant, les nébuleuses n'ont pas été universellement acceptées en tant que galaxies séparées éloignées, jusqu'à ce que Edwin Hubble, au début des années 1920, résolve définitivement la question à l'aide d'un nouveau télescope.
Il put résoudre les parties externes de quelques nébuleuses en spirale en tant que collections d'étoiles et identifia quelques variables céphéides, ce qui permit d'estimer la distance nous séparant de ces nébuleuses : elles étaient trop éloignées pour faire partie de la Voie lactée. Les premières galaxies identifiées comme telles furent NGC 6822 en 1925, M33 en 1926 et M31 en 1929. En 1936, Hubble conçut un système de classification des galaxies qui est encore employé à ce jour, la séquence de Hubble.
Voir aussi: Astronomie, Gravitation, Nébuleuse, Orbite, Voie Lactée
Références: Amas globulaire, Amas ouvert, Amas stellaire, Année lumière, Coordonnées galactiques, Héliocentrisme, Matière sombre, Parsec, Voie Lactée
Une galaxie inclut aussi les gaz et poussières du milieu interstellaire et probablement de grandes quantités de matière noire. L'ensemble de la matière constituant une galaxie est lié gravitationnellement et apparaît comme en orbite autour d'une concentration de masse centrale. De nombreux indices suggèrent que le centre de nombreuses galaxies est occupé par un trou noir de masse importante.
Morphologie
Les galaxies sont de trois types morphologiques principaux :
- elliptiques,
- spirales,
- irrégulières.
Une description plus étendue des types de galaxies est donnée par la séquence de Hubble.
Dans les galaxies spirales, les bras ont la forme approximative de spirales logarithmiques. Comme les étoiles, les bras tournent également autour du centre, mais contrairement à celles-ci, ils le font avec une vitesse angulaire constante. Cela signifie que les étoiles passent successivement dans et hors des bras en spirale. On pense que les bras en spirale sont des régions de forte densité ou plutôt des « ondes » de densité : lorsque les étoiles et la matière interstellaire traversent un bras, elles ralentissent et de ce fait créent une densité plus élevée ; c'est un peu comme une « vague » de ralentissement se déplaçant le long d'une route remplie de voitures en mouvement.
Les bras sont visibles parce que la forte densité qui y règne facilite la formation d'étoiles : ils hébergent donc beaucoup d'étoiles massives (donc jeunes) qui sont très lumineuses.
Répartition des galaxies
Comme les étoiles, qui sont regroupées en galaxies, la plupart des galaxies sont gravitationnellement liées à d'autres. Une structure contenant jusqu'à une cinquantaine de galaxies est un groupe de galaxies. Une structure contenant plusieurs milliers de galaxies groupées dans un secteur de quelques mégaparsecs est un amas de galaxies. Les groupes et amas de galaxies sont eux-mêmes souvent regroupés en superamas, des collections géantes contenant des dizaines de milliers de galaxies. Dans la mesure de nos connaissances actuelles, au-delà de ces structures, l'univers est uniforme.
L'espace entre les galaxies est relativement vide, excepté les nuages de gaz intergalactiques.
Genèse du concept
La nature exacte des galaxies n'est connue que depuis le début du XXe siècle ; auparavant, on appelait nébuleuse tout objet céleste d'aspect diffus autre que les comètes (qui pouvaient être distinguées grâce à leur mouvement).
En 1610, Galilée utilisa une lunette pour étudier la Voie lactée et découvrit qu'elle était composée d'un grand nombre d'étoiles faiblement lumineuses. Dans un traité écrit en 1755, Histoire universelle de la nature et théorie du ciel, Emmanuel Kant, en se basant sur les premiers travaux de Thomas Wright, spécula avec raison sur le fait que notre Galaxie pourrait être un corps en rotation composé d'un nombre énorme d'étoiles liées par les forces de la gravitation, comme les planètes dans le système solaire mais sur des échelles beaucoup plus grandes. Le disque résultant des étoiles serait vu, de notre perspective, comme une bande lumineuse dans le ciel. Kant conjectura que certaines des nébuleuses visibles dans le ciel nocturne pourraient être des galaxies distinctes de la nôtre.
Vers la fin du XVIIIe siècle, Charles Messier compila un catalogue contenant une centaine de nébuleuses (son but était de répertorier tous les objets nébuleux de la sphère des fixes afin de ne pas les confondre avec des comètes), qui fut plus tard suivi par le catalogue de William Herschel comprenant 5000 nébuleuses.
En 1845 William Parsons construisit un télescope, beaucoup plus grand que ceux qui existaient à l'époque et put alors distinguer les nébuleuses elliptiques des nébuleuses spirales. Il fut également capable de distinguer (en astronomie on dit résoudre) certaines sources lumineuses ponctuelles au sein de ces nébuleuses, confirmant ainsi la conjecture des univers-îles de Kant. Cependant, les nébuleuses n'ont pas été universellement acceptées en tant que galaxies séparées éloignées, jusqu'à ce que Edwin Hubble, au début des années 1920, résolve définitivement la question à l'aide d'un nouveau télescope.
Il put résoudre les parties externes de quelques nébuleuses en spirale en tant que collections d'étoiles et identifia quelques variables céphéides, ce qui permit d'estimer la distance nous séparant de ces nébuleuses : elles étaient trop éloignées pour faire partie de la Voie lactée. Les premières galaxies identifiées comme telles furent NGC 6822 en 1925, M33 en 1926 et M31 en 1929. En 1936, Hubble conçut un système de classification des galaxies qui est encore employé à ce jour, la séquence de Hubble.
Voir aussi: Astronomie, Gravitation, Nébuleuse, Orbite, Voie Lactée
Références: Amas globulaire, Amas ouvert, Amas stellaire, Année lumière, Coordonnées galactiques, Héliocentrisme, Matière sombre, Parsec, Voie Lactée
| Géocroiseurs | Haut de page |
En astronomie, les astéroïdes géocroiseurs sont des astéroïdes évoluant à proximité de la Terre. Pour les nommer on utilise souvent l'abréviation EAC, de l'anglais Earth-Crossing Asteroids, Astéroides dont l'orbite croise celle de la Terre.
Parmi ceux-ci, on distingue trois familles principales :
Les NEA appartiennent au groupe des objets géocroiseurs (en anglais, NEO : Near Earth Object), qui comprend également quelques comètes. Certains de ces objets étant susceptibles de heurter la Terre, ils font l'objet d'une recherche et d'un suivi particulier.
Au sens strict, un astéroïde géocroiseur est un astéroïde dont l'orbite croise celle de la Terre. Les géocroiseurs numérotés sont listés ici. Dans cette liste, on trouvera un astéroïde bien particulier : 3753 Cruithne, dont l'orbite entretient un rapport particulier avec celle de la Terre.
Voir aussi: Astéroïde, Astronomie, Orbite, Unité astronomique
Références: Aten, Ceinture d'astéroïdes
Parmi ceux-ci, on distingue trois familles principales :
- les Atens, ils possèdent un demi-grand axe de moins d'une unité astronomique;
- les Apollons, qui croisent l'orbite de la Terre avec une période supérieure à un an et
- les Amors, ce sont des frôleurs extérieurs (notés C sur le schéma).
Les NEA appartiennent au groupe des objets géocroiseurs (en anglais, NEO : Near Earth Object), qui comprend également quelques comètes. Certains de ces objets étant susceptibles de heurter la Terre, ils font l'objet d'une recherche et d'un suivi particulier.
Au sens strict, un astéroïde géocroiseur est un astéroïde dont l'orbite croise celle de la Terre. Les géocroiseurs numérotés sont listés ici. Dans cette liste, on trouvera un astéroïde bien particulier : 3753 Cruithne, dont l'orbite entretient un rapport particulier avec celle de la Terre.
Voir aussi: Astéroïde, Astronomie, Orbite, Unité astronomique
Références: Aten, Ceinture d'astéroïdes
| Gravitation | Haut de page |
La gravitation est une des quatre interactions fondamentales de la physique.
À partir de 1915, Albert Einstein donne la définition actuelle de la gravitation dans sa théorie de la Relativité générale. La gravitation n'est plus une force mais la manifestation d'une déformation de l'espace par les corps massifs qui y sont plongés.
Ce qui avait intrigué Einstein, et même Galilée et Newton, dans l'interprétation mécanique de la gravitation, est que ce qu'Einstein posera comme principe de base : le Principe d'Équivalence : tous les objets, quelque soit leur masse, accélèrent de la même façon sous l'effet de leur poids. Or, cela implique qu'un objet deux fois plus massif est toujours attiré deux fois plus fort, indépendamment de sa composition.
Pour bien comprendre le problème posé par l'interprétation mécanique de la gravitation, il suffit de comparer cette force à d'autres forces de même nature. Si vous devez pousser ou tirer un petit chariot ayant une masse de 50 kg et qu'une autre personne à côté de vous en pousse un autre ayant une masse de 10 kg, il est évident que pour aller à la même vitesse, vous devrez exercer sur votre chariot une force 5 fois plus importante que celle de l'autre personne. Les deux chariots vont alors à la même vitesse, ainsi qu'en est-il des objets pesants qui tombent à la même vitesse quelque soient leurs masses respectives et leur composition. Mais si dans le cas des chariots, ceux-ci vont à la même vitesse, c'est parce des êtres humains doués de raison, appliquent respectivement une force appropriée à chacun des chariots pour que leur vitesse soit identique. Alors qu'en est-il de la gravitation qui parvient au même résultat ? Serait-elle douée de raison elle aussi ? D'où l'étrangeté de cette force "intelligente" et qui intrigua Newton.
Einstein exprime le problème en remarquant qu'on peut distinguer deux concepts de masse :
A priori, ces deux concepts sont différents et leur rapport devrait varier selon les corps, un peu comme masse et volume ont des rapports très variés. Or une balle de plume de 1 g et une balle de plomb de 1 g, soumises à la même force gravitationnelle, tombent de manière identique (célèbre expérience du tube de Newton). Ce qui relève soit de la coïncidence la plus miraculeuse, soit (plus raisonnablement), d'une relation fondamentale qu'exprime justement la relativité générale.
Références: Accrétion, Amas ouvert, Amas stellaire, Galaxie, Naine blanche, Orbite
À partir de 1915, Albert Einstein donne la définition actuelle de la gravitation dans sa théorie de la Relativité générale. La gravitation n'est plus une force mais la manifestation d'une déformation de l'espace par les corps massifs qui y sont plongés.
Ce qui avait intrigué Einstein, et même Galilée et Newton, dans l'interprétation mécanique de la gravitation, est que ce qu'Einstein posera comme principe de base : le Principe d'Équivalence : tous les objets, quelque soit leur masse, accélèrent de la même façon sous l'effet de leur poids. Or, cela implique qu'un objet deux fois plus massif est toujours attiré deux fois plus fort, indépendamment de sa composition.
Pour bien comprendre le problème posé par l'interprétation mécanique de la gravitation, il suffit de comparer cette force à d'autres forces de même nature. Si vous devez pousser ou tirer un petit chariot ayant une masse de 50 kg et qu'une autre personne à côté de vous en pousse un autre ayant une masse de 10 kg, il est évident que pour aller à la même vitesse, vous devrez exercer sur votre chariot une force 5 fois plus importante que celle de l'autre personne. Les deux chariots vont alors à la même vitesse, ainsi qu'en est-il des objets pesants qui tombent à la même vitesse quelque soient leurs masses respectives et leur composition. Mais si dans le cas des chariots, ceux-ci vont à la même vitesse, c'est parce des êtres humains doués de raison, appliquent respectivement une force appropriée à chacun des chariots pour que leur vitesse soit identique. Alors qu'en est-il de la gravitation qui parvient au même résultat ? Serait-elle douée de raison elle aussi ? D'où l'étrangeté de cette force "intelligente" et qui intrigua Newton.
Einstein exprime le problème en remarquant qu'on peut distinguer deux concepts de masse :
- la masse « gravitationnelle », qui correspond à la force d'attraction exercée par un corps (cette force étant proportionnelle à cette masse), force qu'on peut traduire, de façon imagée, en une pente dans l'espace-temps induite par la présence d'un corps, et qui fait descendre les autres corps vers lui
- la masse « inerte » ou « inertie », qui correspond à la réaction d'un corps à n'importe quelle force, l'accélération acquise sous l'effet d'une force quelconque étant inversement proportionnelle à cette inertie.
A priori, ces deux concepts sont différents et leur rapport devrait varier selon les corps, un peu comme masse et volume ont des rapports très variés. Or une balle de plume de 1 g et une balle de plomb de 1 g, soumises à la même force gravitationnelle, tombent de manière identique (célèbre expérience du tube de Newton). Ce qui relève soit de la coïncidence la plus miraculeuse, soit (plus raisonnablement), d'une relation fondamentale qu'exprime justement la relativité générale.
Références: Accrétion, Amas ouvert, Amas stellaire, Galaxie, Naine blanche, Orbite
| Grossissement | Haut de page |
Il correspond au rapport entre le diamètre apparent de l'image à la sortie de l'oculaire et le diamètre apparent de l'objet réel. Il peut se calculer en divisant la longueur focale du miroir primaire par celle de l'oculaire. Le grossissement ne révèle de détails supplémentaires que dans la mesure où il permet de surmonter le faible pouvoir de résolution de l'oeil. Au-delà de la limite de résolution de l'instrument, le grossissement ne révèle plus d'autres détails que les défauts de l'image et induit une diminution de la clarté. A contrario, un faible grossissement permet d'observer un large champ du ciel, ce qui peut être mis à profit si l'instrument a une clarté suffisante, ou pour l'observation de la Lune et du Soleil. Un faible grossissement nécessite un instrument de courte focale, préférable à l'utilisation d'oculaires de longue focale qui peut entraîner une perte de clarté.
Voir aussi: Clarté, Diamètre, Longueur focale, Oculaire
Références: Clarté, Lentille de Barlow, Lunette astronomique, Oculaire, Rapport f/D
Voir aussi: Clarté, Diamètre, Longueur focale, Oculaire
Références: Clarté, Lentille de Barlow, Lunette astronomique, Oculaire, Rapport f/D